教你如何寻彗星

偶然在网上看到一篇文章ZT 彗星猎手速成教程 ---- 教你如何寻找彗星~！
      我觉得还可以，把文章转过来以飨读者
喜欢在宁静的日子里，对着天空数星星，每每有流星划过，倍感欣喜。带着对浩瀚宇宙星空的向往，我们渴望与他们接近，流星、彗星、行星、恒星。其中，又以彗星独具魅力，人类从未停止对彗星的探索，那么寻找彗星难么？你想让一颗彗星以你的名字命名么？如果你具有强烈的好奇心，那么接下来用心体会，你一定会成为一名合格的彗星猎手。
基础知识

一. 彗星的发现和命名

                               
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彗星，俗称扫帚星，“彗”字即扫帚之意。外文中的彗星一comet一词来自希腊文，意思是有“尾巴”或“毛发”的星。天文学中形象地以符号

                               
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代表彗星。古代人偶然看到形貌奇怪的彗星出现，感到恐惧，看作灾祸的征兆，其实彗星出现只是一种自然现象，天文观测研究逐步揭开了彗星之谜。

历史上有很多彗星出现的记录，以我国古书上的记录为最早和最多，有时记为孛星、星孛、妖星、异星、蓬星、长星等。《淮南子》中有“武王伐纣??? ???彗星出”，据我国著名天文学家张钰哲推算，这是哈雷彗星在公元前1056年的回归，这是天文学对历史年代考证的重要贡献。

西方人长期受亚里士多德的错误看法的影响，认为彗星是地球大气中的一种燃烧现象，甚至哥白尼也认为“希腊人所谓的彗星，诞生在高层大气”。直到16世纪末，第谷才首次观测证明1577年大彗星比月球远得多，我国早在《晋书天文志》就有“彗星无光，傅日而为光。故夕见则东指，晨见则西指。在日南北皆随日光而指，顿挫其芒，或长或短。”古代只把彗星作为偶然出现的，直到17世纪，英国天文学家哈雷才计算彗星轨道，他发现1682、1607、1531年出现的彗星有相似的轨道，断言这是同一颗彗星的三次回归，并预言它在1758年底或1759年初会再次出现，虽然他逝世于1742年而未亲自见到，但这颗彗星果然在1759年出现了，为了纪念他，这颗彗星称为“哈雷彗星”。哈雷一生计算出24个彗星轨道。

哈雷预言的应验激起人们去搜寻发现新彗星。按照国际惯例，新发现的彗星以最先发现者（至多三人，1994年后改为最多两人）命名。

虽然肉眼见到的亮彗星很少，但现代望远镜每年平均可看到20一25颗彗星，其中约1/3是新发现的，业余目视发现2至3颗。已有观测记载的彗星有1800多颗，去掉重复回归的，仅有1600多颗。实际上，彗星只有运行到离我们较近时才被观测到，而它们远离太阳时就观测不到了，据统计估算太阳系有1012（万亿）1013（十万亿）颗彗星，它们绝大部分在太阳系外部。


二、彗星的轨道特性

彗星轨道

                               
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通过多次观测的资料，可以推求出彗星的绕太阳公转轨道要素，即近日距、过近日点时刻、偏心率、轨道面对黄道面的倾角、升交点（在轨道上由南向北经黄道面上的点）黄经、近日点与升交点的角距，进而可以推算出彗星的历表，即不同时刻在天球上的视位置（赤经与赤纬）。很多彗星的轨道是扁长椭圆形、抛物线乃至双曲线。显然，沿抛物线或双曲线轨道运动的彗星是非周期彗星，它们会一去不返、逃离太阳系，那么它们是否真正属于太阳系成员呢？实际上，这些彗星是在过近日点前后被观测的，算出的是其吻切轨道，而且在这段时间里三种轨道差别较小，观测精度不够可导致算出的轨道误差，更重要的是彗星运行中受大行星的引力摄动等影响而发生轨道变化，大多数彗星在改正这些影响后算出的轨道仍是偏心率略小于1的扁长椭圆，因而它们是太阳系成员，也有少数彗星会一去不返。既使很扁长椭圆轨道的彗星，其公转周期也很长，要几百年乃至几万年才回归太阳系一次，在人类文明史中只有短周期的彗星（公转周期小于200年）才被多次观测到，绝大多数短周期彗星是顺向公转达的（即跟行星公转方向相同），它们的轨道面相对黄道面的倾角小于45度，有少数（如哈雷彗星）逆向公转，而长周期彗星和非周期彗星的轨道面倾角是随机分布的，顺向公转和逆向公转的都很多。


彗星族

约2/3的短同期彗星的远日距小于7天文单位，即它们在远日点时临近木星轨道，称它们为“木星族彗星”。一般认为，近抛物线（偏心率e约等于1）轨道的彗星接近木星时，因受木星引力摄动大，其轨道改变而被俘获为短周期彗星。典型例子是Brooks（1889V）彗星，它接近木星后，公转周期从约29年变为7年。此外，还有些彗星的远日距靠近土星、天王星、海王星轨道，分别称作“土星族彗星”、“天王星族彗星”、“海王星族彗星”，但数目少，是否来自“俘获”尚有疑问。

星群

                               
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百武彗星群的轨道


除了过近日点时刻不同之外，其余五个轨道要素都很接近的一些彗星称为“彗星群”。已确认出10个彗星群，各群的彗星数目有多有少。有一种看法认为，同群的彗星是由一颗大彗星分裂出来的。确实观测到一些彗星分裂的事例。最著名的是“掠日彗星群”，至少有16颗彗星，其近日距小于0.01天文单位，可以穿越日冕，其中池谷一关彗星（1965VIII）在1965年10月20日过近日点后两星期内分裂为三颗。1993由休梅克夫妇（E.Shoemaker,C.Shoemaker)和(D.Levy)发现的Shoemaker一Levy9彗星在1992年7月接近木星时可能发生多次分裂，1993年先观测到5个子彗核，后增至11、17直到21个子彗核，在照片上排列成一串，成为“天空中的项链”。



奥尔特云与柯伊伯带

                               
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1950年，荷兰天文学家奥尔特（J.H.Oort)作了彗星轨道的统计研究，发现轨道半径为3万至10万天文单位的彗星数目很多，他推算那里有个大致球层状的彗星储库，有上千亿颗彗星。早在1932年欧匹克（E.Opiek）也曾提出过类似看法，因而这个彗星储库称为“奥尔特云”或“奥尔特一欧匹克云”，那里的彗星绕太阳公转的周期长达几百万年。按照近年的更仔细研究，奥尔特云中有上万亿至十万亿颗彗星。当然，这些遥远的彗星绝大多数尚不能直接观测到，只有在恒星的引力摄影动下或彗星相互碰撞时，有的彗星发生很大的轨道变化，当它沿扁长轨道进入内太阳系时，才成为“新”彗星被观测发现。

1951年，美国天文学家柯伊伯（G.Kuiper)研究彗星性质与彗星形成，认为在太阳系原始星云很冷的外部区里的挥发物凝聚为冰体一彗星，当外行星在冰体群中长大时，外行星的引力弥散作用使一些彗星驱入奥尔特云，但是冥王星之外没有行星形成，他提出冥王星之外有个彗星带一即柯伊伯带，那里有很多彗星，它们的轨道近于圆形，轨道面对黄道面倾角不大。1964年，惠普尔（F.Whipple）等提出，冥外彗星带会引起外行星及彗星引力摄动，若此带在40天文单位处，则彗星总质量约为地球质量的80%；若在50天文单位处，则总质量为地球的1.3倍。1988年邓肯（M.Duncan）证明，柯伊伯带是短周期彗星的主要源，而奥尔特云不是它们的源区。（右图：据说是柯伊伯带星体）

正如前面所述的，近年新发现的冥外天体1992QB1（Smiley)和1993FW应是柯伊伯带内边界区的彗星（尽管现在以小行星方式命名），而离太阳32至35天文单位的1993RO、1993RP、1993SB、1993SC可能是从柯伊伯带摄动出来、处在向短周期演变的天体。柯伊伯带从离太阳40天文单位外延到几百天文单位（其外界尚不知道），估计此带中的彗星有上万颗，它们是太阳系形成时期的原始冰体残留下来的，这些彗星保存着太阳系原始物质的信息。欧洲空间局将在2003年发射罗赛达（Rosetta)飞船会合由柯伊伯带来的短周期彗星，揭示彗星性质及太阳系形成的奥秘。
三、彗星的形态变化

                               
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肉眼看见的亮彗星，可从形态特征上分为三部分：彗核、彗发、彗尾（如上图）。彗星头部（彗头）中央的亮点称为彗核。彗发是彗核周围延展相当大范围的朦胧大气。彗尾是从彗头往背向太阳方向延伸很长的淡淡光带。彗尾又可从形态上分为I、II、III三类。I类彗尾长而直，略带兰色，主要由气体离子组成，现在常称作“等离子体彗尾”（等离子体是正、负离子混合体，在大尺度上平均呈电中性）。II类彗尾较弯曲而亮，III类彗尾更弯曲，这两类彗尾略带黄色，都由尘埃粒子组成，只是III类彗尾的尘粒比II类的大些，现在常一起称作“尘埃彗尾”。

等离子体彗尾并非总是长而直的，而常出现一些复杂结构和变化现象，有时出现像折叠伞状的射线束，有时出现扭折、云团、螺旋波结构，更有趣的是断尾事件一老的彗尾从彗头断开来，向后远离，又从彗头处出现新彗尾。

有时也出现从彗头向太阳方向伸出的长针状彗尾，称为“反常彗尾”或“反日彗尾”，实际上这并非真的是彗尾在空间上朝向太阳，而是在特殊的太阳一彗星一地球相对位置时，从地球上见到尘埃彗尾的投影效应。

1970年以来，从空间（卫星）紫外观测发现彗星还有比彗发范围大得多的“氢（原子）云”，也称作“H彗发”，大小达上千万公里，体积比太阳还大。在望远镜中有时还看到从彗核抛出的物质“喷流”及“包层”，它们统称为“近核现象”。


彗星在公转中的形态变化

                               
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一颗彗星在绕太阳公转中，其亮度和形态随它离太阳远近（日心距）而变化。当彗星离太阳很远时（大于4天文单位），只是很暗的星点状，这主要是赤裸的彗核，或许还有未很好发育的彗发。

随着彗星走近太阳，亮度增强，到离太阳约3天文单位时，彗发开始发展，更近太阳时，彗发变大变亮。到离太阳约1.5天文单位时，彗发的半径可达10一100万公里。再近太阳时彗发略变小些。彗星过近日点后，随着它远离太阳，彗发也逐渐变小到消失。 彗星从远处走到离太阳约2天文单位时，开始生出彗尾。随着彗星走近太阳，彗尾变长变亮。彗星过近日点后，随着远离太阳，彗尾逐渐减小到消失。彗尾最长时达上亿公里，个别彗星（如：1842c彗星）的彗尾长达3亿2千万公里，超过太阳到火星的距离。

上面所述的只是彗星形态的一般情况，实际上各个彗星的形态结构也有不少差别。有的彗星缺乏发育的彗发，有的彗星缺乏发育的彗尾。例如：Schwassmann一Washmann（1925II）彗星运行于木星和土星的轨道之间，其彗发和彗尾总是很淡弱；Baade（1955VII）彗星在离太阳很远（4一5天文单位）时就出现尘埃彗尾，而不见等离子体彗尾。

应当指出，彗星形态的观测毕竟是从地球上进行的，看到的视投影效果跟彗星离地球远近及观测方法有关。例如，哈雷彗星1910年回归时离地球近，观测条件有利时，甚至看到彗尾跨过天空视角100度，蔚为壮观；而1986年回归时观测条件不太有利，北半球很少人肉眼看见其丰姿，而穿越其彗发的飞船第一次拍摄到彗核的真面貌。

彗星的物理 ---- 化学过程

综合彗星的观测研究结果，彗星尘埃和气体的特征，彗星的各种形态与现象一方面取决于彗星本身的性质，另一方面又跟太阳辐射和太阳风的作用有关。当以H2O冰为主要成分的彗核被太阳辐射照射，它反射掉一部分太阳辐射能。彗核吸收的太阳辐射能用于加热与蒸发彗核表层以及转化为（红外）热辐射。当彗星走到离太阳约2天文单位时，彗核表面的温度达200K，H2O冰升华更有效，并引出尘粒和冰粒，从而彗发开始发展。从彗核出来的是“母分子”，（H2O、HCN、CO2等），它们被太阳辐射离解（“光致离解”）或发生化学反应，生成“子分子”，例如H2O离解为H+OH。彗星的子分子常常是地球条件下（空气密度比彗发中大得多）不稳定的“基”分子（如：OH，CN，CH，NH3等），这些分子被太阳辐射作用而激发，发出荧光辐射，表现为彗星光谱发射谱线或谱电离、或化学反应、或跟太阳风离子发生电荷交换反应，生成彗星离子。如：CO2电离为CO++O+e（电子）、CO+与H2O反应生成H2O+和CO，e（电子）与CO2反应生成CO+、O和2e等。这些彗星气体跟太阳风及其磁场相互作用，在朝太阳一侧形成类似于行星磁层式的结构，离彗核105一106公里处有弓形激波面，离彗核103一104公里处有间断面（其内是纯彗星气体，其外是太阳风与彗星气体混合一载质太阳风）。太阳风磁场的磁力线被彗星阻碍，向彗尾方向悬挂与折叠，推斥彗星离子往背太阳方向运动，形成等离子体彗尾以及其射线、尾结、波、断尾等现象。

随气体从彗核出来的尘粒形成尘粒彗发。彗星尘散射太阳光，也发射连续的红外辐射及波长10微米、18微米的硅酸盐特征。太阳辐射压力把尘粒推斥，形成尘埃彗尾。彗星尘也会被太阳辐射离解而生成分子及原子。实际上，彗星物理一化学过程远比这要复杂得多。

四、彗星的结构性质

彗核

                               
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哈雷彗星的彗核

虽然彗发的体积庞大、彗尾很长很大，但它们所含物质极其稀少，当彗发或彗尾掩星（掩星是彗星从其它星的前面经过而遮挡星光）时，星光减弱极其微小。彗星物质绝大部分集中于不大的固态彗核中，彗发和彗尾的物质归根结底来自彗核，因此彗核是彗星的本体。 彗核有多大？从地球上望远镜中也难分辨彗核的大小。1927年，庞斯一温尼克（Pons一Winnecke）彗星接近地球到0.037天文单位时，望远镜也分辨不出其彗核大小，估计其彗核直径不超过1Km。从观测资料间接估算表明，大多数彗星的彗核直径在几百米到十几Km范围。有少数彗星的彗核直径可能较大，例如，估计掠日彗星族的原来母彗星的彗核直径达50Km，Schwassmann一Washmann的彗核直径为20Km，（2060）chiron的彗核直径为90Km（早先认为是小行星，现倾向认为它是彗星）。

彗核是什么形状的？这更难观测。过去一般认为彗核是球形的。现在有些证据说明彗核常常不是球形，更可能是近似于三轴比为2:1:1的扁球。最可靠的是飞船莅临哈雷彗星的一系列摄像揭示其彗核的真面目，它大致是三轴16×8×8公里的扁球，更像是扁花生，其表面崎岖不整，有几个浅坑（直径约1公里），及丘、谷，表层复盖不均匀的暗尘，反照率很低（0.02一0.04），暗黑如煤，而并不象过去认为的像冰雪那样亮。

彗核（也代表彗星）的质量有多少？这也很难测准。从有关观测资料推算，彗核质量一般在1013一1019克范围，也有多到1020一1022克及少到1010一1011克的。哈雷彗星的质量为1.5×1017克。

彗核的物质成分和内部结构又是怎样的呢？目前还不很清楚。从彗核的质量和大小，可以初步算出它的平均密度，如，哈雷彗星的平均密度约0.3克/立方厘米，这比预想的H2O冰一尘混合的固体密度（约1克/cm3）小，说明彗核内部是多空隙的。根据彗星光谱及飞船对哈雷彗发中尘粒探测，从这些来自核的物质推知，彗核主要由冰物质（水冰、二氧化碳冰等）和尘埃物质组成，其中最多的成分是水，估计彗核中除了氢等少数化学元素贫乏外，其余元素的相对含量（丰度）基本上跟太阳及宇宙的丰度相同。 过去曾很长时间争论彗核是松散的固态颗粒集合（沙砾模型）、还是整个实体冰块（致密核模型）的问题，1950年，惠普尔提出彗核是冰和尘冻结的“冰冻团块模型（Ice conglomerate model）”，或俗称“脏雪球”，它完满地解释了很多观测事实。以后这一模型又被作了不少发展，有人认为彗核内部还有类似于行星内部的核、慢、壳结构，有人认为彗核内部较均匀。从彗核分裂的亚核大致有同样光谱特征等观测事实，可以认为彗核在大尺度上平均是较均匀的，但小尺度上可能不均匀，而彗核表层（即壳），则不同于内部，这是由于表层受宇宙线高能粒子轰击及蒸发与化学反应等过程而发生了改变，形成了象沥青之类的暗色有机物质，而且彗核表面各区域很不均匀。 从近核现象也可以推求彗核的一些性质。很多彗星的近核现象是不对称的，其重要原因是彗核有自转和其表层不均匀。由近核现象已推求约50颗彗星的自转周期，有的还算出了自转轴的空间的方向，彗星自转周期有小于5小时的，也有长达几天的，平均约15小时，而自转轴方向是随机分布的。彗核表面复盖暗尘，其导热率很小，因而彗核内部可以保持很冷而并不融化。彗核表层不均匀，某些小区域（活动区）更常排出物质，形成喷流等近核现象。




彗发

彗发的光谱特征是连续光谱背景上有许多分子、原子、和离子的发射谱线或谱带，说明彗发是由尘埃（散射太阳光而呈连续光谱）和一些分子、原子、离子（发射线或谱带）组成的。彗发中有以下成分：H、C C2、C3、O、S、Na、K、Ca、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni、Cu、OH、CN、CO、CS、S2、NH、NH2、H2O、H2S、CH4、HCN、CH3CN、CS+、SO+、HCO+、CH3OH、H2CO、C+、Ca+、H2+、OH+、CH+、CO+、N2+、H3O+、S+、HCO2+、HCN+、C2Hn+及硅酸盐尘等。

彗发亮度自内向外减弱，说明物质密度是内密外稀的。如前面所述，彗发的大小和亮度随着离太阳远近而变化。各种成分在彗发中的分布情况也不同，用透过某一成分发射带的窄带滤光片或光谱的观测可以了解该成分在彗发中的分布，用CN（氰）彗发，OH（羟基）彗发、H彗发（即氢云）、尘埃彗发等术语表示。CN彗发的典型大小可达百万公里、C2彗发可达几十万公里，OH彗发和C3彗发一般达几万公里，氢云可达千万公里。各种气体成分向外流动的速度为每秒几百米到几Km。在彗星离太阳1天文单位时，物质（向外）流失率约每秒105一107克。彗发中的许多分子、原子及离子往往不是从彗核表面蒸发出来的原来成份（母分子），而是母分子被太阳辐射离解或电离的子分子。例如，母分子H2O离解为OH和H，CO2电离为CO2+等。

彗尾

彗尾的光谱观测分析表明，尘埃彗尾主要由尘粒组成，常称作“彗星尘”，尘粒大小从十分之几到上百微米。彗星尘不仅受太阳的引力作用（受彗核的引力极微小），而且还受太阳辐射压力（光压）的推斥作用，斥力Fr与引力Fg的大小之比为Fr/Fg=5.7×10-5/(ap)，其中a与p分别为尘粒半径和密度，Fr/Fg值可达2.2，因此，尘粒北向太阳运动，再加上尘粒原来随彗核绕太阳公转的运动，不同时间离开彗核的尘粒就形成弯曲的尘埃彗尾，尘粒愈大，表现为尘埃彗尾更弯曲。

等离子体彗尾由多种气体离子组成其中最多的是CO+，其次是H2O+。等离子体彗尾长直，表明离子受到的斥力更大（斥力为太阳引力的几十倍到100倍以上），这是太阳风（从太阳出来的高速等到离子体流）及其磁场作用于彗星离子而产生的斥力。太阳风及其磁场的变化导致等离子体彗尾出现射线、扭折、云团、螺旋波及断尾等现象。

观测技巧

一.彗星的目视观测方法

彗星的目视观测是青少年业余爱好者的主要观测项目，其方法筒单易做，经费少，大多数的业余观测者都能进行，而且也为部分专业观测者所运用。尽管现在的照相观测已较普遍，但由于历史上保留有大量多颗彗星目视观测资料，因此，目视观测资料可同以前的联系起来，保持目视观测的连续性，并能很直观地反映彗星所在的状态，这对研究彗星演化有重要意义，一直受到国际 彗星界的重视。

目视观测有彗星的亮度估计、彗发的大小和强度测定，以及彗尾的研究和描绘等几方面的内容。

一、彗星的亮度估计

彗星需要测光的有三个部分：核、彗头和彗尾。由于彗尾稀薄、反差小，呈纤维状，对它测光是十分困难的，因此彗尾测光不作为常规观测项目。通常所谓彗星测光是测量彗星头部（即总星等M1）和核（即核星等M2）的亮度。彗核常常是看不到的，或者彗头中心部分凝结度很高，彗核分辨不清等等原因，彗核的测光相对来说要困难些。另外，我们所指的彗星测光不仅是测量它的光度，记录测量时刻，而且要密切监视彗星亮度变化，记下突变时刻，所有这些资料对核性质的分析是十分有用的。

估计彗星亮度的几种方法：

1、博勃罗尼科夫方法（B法）

使用这个方法时，观测者先要选择几个邻近彗星的比较星（有一些比彗星亮，有些比彗里暗）。然后按下面步骤：

（A）调节望远镜的焦距，使恒星和彗星有类似的视大小（即恒星不在望远镜的焦平面上，成焦外像，称散焦）。

(B）来回调节焦距，在一对较亮和较暗恒星之间内插彗星星等（内插方法见莫里斯方法）。

(C) 在几对比较星之间，重复第二步。

(D) 取第二和第三步测量的平均值，记录到0.1星等。

2、西奇威克方法（S法）

当彗星太暗，用散焦方法不能解决问题时，可使用此法。

（A）熟记在焦平面上彗发的“平均”亮度（需要经常实践，这个“平均”亮度可能对

不同观测者是不完全一样的）。

（B）对一个比较星进行散焦，使其视大小同于对焦的彗星。

（C）比较散焦恒星的表面亮度和记住的对焦的彗发的平均亮度。

（D）重复第二和第三步，一直到一颗相配的比较星找到，或对彗发讲，一种合理的内插能进行。

3、莫里斯方法（M法）

这个方法主要是把适中的散焦彗量直径同一个散焦的恒星相比较。它是前面两种方法的综合。

（A）散焦彗星头部，使其近似有均匀的表面亮度。

（B）记住第一步得到的彗星星像。

（C）把彗星星像大小同在焦距外的比较星进行比较，这些比较星比起彗星更为散焦。

（D）比较散焦恒星和记住的彗星星像表面亮度，估计彗星星等。

（E）重复第一步至第四步，直到能估计出一个近似到0.1星等的彗星亮度。

另外，还有拜尔（Bayer）方法，由于利用这个方法很困难，以及此法对天空背景亮度非常灵敏，目前一般不使用它来估计彗星的亮度了。

当一个彗星的目视星等是在两比较星之间时，可用如下的内插方法。估计彗星亮度同较亮恒星亮度之差数，以两比较量的星等差的1／10级差来表示。用比较星星等之差乘上这个差数，再把这个乘积加上较亮星的星等，四舍五人，就可得到彗星的目视星等。例如，比较星A和B的星等分别是7.5和8.2，其星等差8.2－7.5=0.7。若彗星亮度在A和B之间，差数约为6X1／10，于是估计的彗星星等为：0.6X0.7＋7.5＝0.42＋7.5＝7.92，约等于7.9。

应用上面三种方法估计彗星星等时，应参考标注大量恒星星等的星图，如AAVSO星图（美国变星观测者协会专用星图）。

                               
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AAVSO CHART

该星图的标注极限为9.5等，作为彗星亮度的比较星图是合适的。那些明显是红色的恒星，不用作比较星。使用该星图时，应注意到星等数值是不带小数位的，如 88，就是 8.8等。另外，星等数值分为划线和不划线两种，划线的表示光电星等。如33，表示光电星等3.3等，在记录报告上应说明。

另外，SAO星表或其它有准确亮度标识的电子星图中的恒星也可作为估计彗星亮度的依据。细心的观测者，还可以进行“核星等”的估计。使用一架15厘米或口径再大一些的望远镜，要具有较高放大率。进行观测时，观测者的视力要十分稳定，而且在高倍放大情况下，核仍要保持恒星状才行。把彗核同在焦点上的比较星进行比较，比较星图还是用上述星图。利用几个比较星，估计的星等精确度可达到0．1等。彗星的核星等对研究彗核的自转、彗核的大小等有一定的参考价值。

自十八世纪中叶以来，绝大多数的6到11等的彗星是系统地做巡天观测彗星搜寻者所目视发现的。



由于彗星是一个暗弱的、有一定体积的面光源，而需要新发现的彗星往往亮度很暗，在望远镜的放大之下是一个不大的、模糊的光斑，没有明显的尾巴。与很多业余爱好者所想象的相反，对目视搜寻彗星来说，望远镜的焦比(即物镜口径与焦距的比值)并不明显地影响仪器的实用性；对于同样口径的望远镜，f/10与f/4两种焦比只要仪器放大率相同，看到的彗星是同样亮的。但为了使望远镜有较大的观测视场，则焦比较大的望远镜比较有利。



长期以来，由于折射望远镜具有象质好，光轴稳定，视场较大的优点而被爱好者用于搜寻彗星。近年来，反射式望远镜也被用于目视搜寻彗星了。但无论使用哪种仪器，物镜与目镜都必须是高质量的。物镜的口径一殷不应小于10厘米，仪器放大倍率不必太大，一般为30倍以上，约是以厘米做单位的口径的二倍。其结果是得到直径为5毫米的出瞳。高质量的广角目镜广泛地被爱好者采用，凯勒目镜也可用于焦比较大的望远镜的目镜，但这必须给出尽可能大且畸变小的视场。



以下是一些望远镜物镜口径及其最佳放大串和可见类彗星天体近似的极限星等：



物镜口径 放大倍率 近似极限星等



10厘米 20 9．5



15厘米 30 10．25



20厘米 40 10．5



25厘米 50 11





大口径的正象双筒望远镜是搜寻彗星最方便的仪器，而用双棱镜转象的望远镜由于直视观测天区较用施米特屋脊棱镜转象的正象望远镜更为有利。此外；由于双眼同时工作；观测者能较长时间巡视天空而不觉得过于疲劳。



寻星镜需有稳定的、调节巡视方便的基架，故目视寻彗星往往采用地平式基架。



我厂曾生产过目视寻彗镜，物镜口径为12厘米，焦距1000毫米，三分离物镜，象质很好；用82度的六片广角目镜及双棱镜组成光学系统，视场大。其基架采用地平式装置。



在国外，有的爱好者将大口径双筒望远镜架在方位与高度均能自由转动的摇椅上，使观测者得以用稳定、舒适的姿势进行长时间的按寻观测。

照相观测用寻彗镜



近年来，越来越多的彗星搜寻者采用照相的方法来巡天发现彗星。



照相用寻彗镜的选择要点是：



1．具有良好光学质量的强光力天体照相镜，口径要大，焦比要大，观测视场也要较大；f/3.5一f/5是彗星搜寻者常选用的焦比；



2．较高精度的跟踪系统，得以较长时间的露光而不致偏离；



3.良好的导星系统，(具有偏置导星机构将更为有利)；



4．稳定的基架。



由于照相用寻彗镜焦比较大，光学系统一般选择以下两种形式：



1．折射系统，



折射系统光轴稳定，是早年生产的天体照相仪常用的光学系统，为了取得良好的象质，物镜往往设计成三片或三片以上。但由于物镜镜片多不仅价格昂贵，且物镜重量很重，非专业天文台对口径大于15厘米的折射天体照相仪只能较少问津。



2．施米特系统：



施米特天体照相仪具有象质十分优良，视场较大的光学系统，它广泛地用于爱好者搜寻彗星。但它的施米特改正板的非球面加工只有在专业工厂才能进行，再加上底片安放在光路中，不仅挡光严重，装片，压片均较困难。因此此类仪器宜选用较大口径的，口径小于20厘米的施米特照相仪不多见。



业余爱好者所用的照相寻彗镜最好是采用德国式赤道仪。导星镜的目镜要有亮丝暗视场的十字线，其目镜附有X～Y移动机构为最佳；导星镜物镜的焦距与天体照相仪主镜筒焦距相近或稍长为宜。



爱好者自制小型寻彗镜



在我国国内有些非天文专业单位拥有一些口径大于8厘米的双筒炮兵指挥镜，正象；若能自己配上调节方便的地平式机架，将可作为目视寻彗镜用，估计其可观测彗星亮度约暗于8等。



国内尚有不少苏制HaΦa一3镜头，口径为10厘米，焦比为1:2.5，可将此镜筒架在有自动跟踪的、口径大于l0厘米的天文望远镜上，用原有主镜筒导星，HaΦa一3镜筒巡天照相。但必须注意仪器的平衡。



此外，若能找到闲置不用的航摄镜头(口径大于10厘米，焦比在1:5左右)，将可作为巡天照相用。



用1:4.5、焦距为240毫米的座机镜头(自制暗盒，干板盒可购买全相显微镜的干板盒代用)可架在口径大于8厘米的有自动跟踪装置的望远镜上，这样可以少花钱，也能进行一些拍摄已知彗星的工作。但由于座机镜头口径太小，估计拍摄星等极限约为7等左右。



搜寻彗星所花的时间总量是十分可观的，搜寻者必须有信心，有耐心。据估计，发现一颗新彗星，即使是运气好的搜寻者也需花200～300小时，甚至更长时间。Ikeya在找到彗星“1963I号”以前花了335小时；Alock探测到“1959Ⅳ号”以前巡视了600小时以上；而DonaldMachholz偶然得到“1978I号”前用去了使人吃惊的1700小时。

三.彗星观测指南



本文主要介绍使用望远镜对位置已知的亮彗星的物理结构的观测方法。天文爱好者可以从天文期刊和国际天文联合会电报中心发布的IAU Circulars中得到彗星位置、亮度等的预报。天文期刊可以参考美国的 Sky & Telescope、 Astronomy、 Comet Quarterly、英国的 Astronomy Now、日本的《月刊天文》、《天文力 仆 》等，国内的《天文爱好者》杂志也正在克服种种困难，争取及时向大家预报彗星回归。订阅IAU Circulars是了解彗星动态的最快的方法，国内的一些天文台已经通过电子邮件系统(Email)订阅了 IAUCirculars 的电子版，一般在天文电报中心发出的几分钟内便可收到，所以非常及时。IAUCirculars 除了刊登有关彗星的信息外，还刊登超新星、新星等突发天象和一些最新的天文发现和进展，目前在国外，爱好者自己订阅 IAU Ciculars 已十分普遍，相信不久的将来它也会成为国内同好们的主要参考资料。



观测彗星之前应先根据预报自制一份证认图，方法是将彗星所在天区的星图复印下来或用透明纸描下来，再把彗星的预报位置标在复印的星图上，然后以彗星位置为圆心，画出你准备使用的望远镜的视场。夜晚观测时你会发现准备这样一份证认图比直接使用星图要方便得多。制作证认图时，有条件的读者最好使用 Sky Atlas 2000.0 或 Uranometria2000.0，它们是目前最流行的两套星图。如手头没有，使用国内翻印的《捷克星图》也可以。自制证认图时还要注意预报的彗星位置的历元与你使用的星图的历元是否一致，由于岁差和章动的影响，天球坐标系的零点会随时间缓慢变化，拿Sky Atlas 2000.0与《捷克星图》比较（二者历元分别为2000.0 和1950.0）就能明显看出同一颗恒星的坐标已明显不同（这里恒星的自行可忽略不计）所以如二者历元不一致，在证认图上标注彗星位置之前应该进行一下简单的归算，归算公式如下：



Δα=3^{角标=1}s^{角标=0}.073+1^{角标=1}s^{角标=0}.336sinαtanδ



Δδ=20".04cosα



式中α、δ 为天体的赤经和赤纬，Δα、Δδ为每年因岁差和章动导致的α、δ的变化量。例如预报彗星的位置为：



α=10^{角标=1}h^{角标=0}00^{角标=1}m^{角标=0}00^{角标=1}s^{角标=0}



δ=+5°00′00″



历元: 1950.0



利用上式将历元转换到2000年，则



α＝10^{角标=1}h^{角标=0}02^{角标=1}m^{角标=0}37^{角标=1}s^{角标=0}



δ＝+4°45′32″



历元：2000.0



各个结构的形状、大小和亮度对于不同的彗星也会有很大的差别。当彗星远离太阳时，我们只能看到它呈恒星状的彗核；当它接近太阳时，才会在太阳的辐射作用下从彗核蒸发出气体和微小的尘粒，形成彗发和彗尾，也就是我们从望远镜里看到的朦胧的托着尾巴的彗星。即使是大彗星，彗核一般也只有10公里左右，所以在望远镜中彗核总是呈点状。通过望远镜有时还可看到从彗核伸出的螺旋状的物质喷流，向后延伸消失在彗尾之中。



当一颗亮彗星接近太阳时，彗发的亮度会向中心增加，我们用彗发凝结度来描述这一现象。彗发凝结度通常分为从0--9共10个级别，随着数值的增大凝结程度依次增强，当凝结度为0时，彗发的亮度均匀，完全不向中心凝结；凝结度为3时，彗发弥散，亮度逐渐向中心增加；凝结度为6时，在彗发的中心已形成了明显的亮度高峰；凝结度为9时，彗发呈恒星状，或象行星一样，是一个有明显边缘的亮度均匀的圆盘。在彗发的前部有时可见到一个清晰的包层；彗发后部有时会有一条较暗的细道一直深入彗尾，称为“核影”。小而暗的彗星的彗发通常呈圆形，彗尾很不明显，而亮彗星的彗发多呈椭圆型，彗尾也较明显。有的彗星彗尾长达上亿公里，在地球上看长度超过100度，但其中的物质密度却极稀薄，远比地球上所能得到的最高的真空还要真空得多。彗星常常有两条以上的彗尾，彗尾可分为两类，一类彗尾较直，而且几乎正背着太阳方向，由电离气体组成，称为离子彗尾或气体彗尾，也称I型彗尾。离子彗尾通常呈蓝色，这是由于电离气体吸收并再发射太阳的短波辐射造成的。彗尾中有时还有一些由复杂的磁场形成的亮结。另一类彗尾呈弯曲的弧形，由尘埃组成，因此称为尘埃彗尾。其中弯曲较小的称II型彗尾，弯曲程度大的称III型彗尾。尘埃彗尾呈黄色，这里需要说明的是目视观测者只能觉察出少数极亮的彗尾的颜色，大多数彗星在望远镜里看来都是微微发白的光斑，而利用彩色摄影，可以清晰的分辨出彗尾的颜色。有的彗星还有指向太阳方向的扇状或线状彗尾，其实这只是弯曲的尘埃彗尾的投影效应。估计彗尾的长度和位置角是彗星观测的重要内容，尽管这一工作更适合照相观测，但目视测量至今仍然受到重视。对于较短的彗尾，可利用望远镜的视场直接估计。事先应仔细测量望远镜的有效视场，测量方法如下：将一颗赤纬已知的亮星置于视场东边缘，不要动望远镜，让星经视场中心横穿整个视场，记录下所需的时间，则望远镜的视场为：



FOV=15tcosδ



其中FOV为视场，单位为角秒，t为恒星经过整个视场所用的时间，单位为秒，δ为恒星的赤纬（南天仍取正值）。对于很长的彗尾，可用望远镜在彗头中和彗尾末端各找一颗恒星，求出它们的角距即是彗尾的长度。还有一种粗略的方法：伸直手臂，拳头对天空的张角约为10度，从彗头依次向后量起，便可得彗尾的长度。估算彗尾长度时应尽量将离子彗尾与尘埃彗尾分开估算，还要注意天空背景亮度的影响，在观测记录中应记下背景光的情况。彗尾的位置角应从北向东量起，即彗尾指北，位置角为0，指东为90度，指南为180度，指西为270度。将亮彗星的彗头和彗尾描在星图上可以较为精确的得出彗尾的长度和位置角。对彗星的目视观测还包括测量彗发的大小和估计彗星的亮度。彗发一般小于低倍望远镜的视场，可以通过已知的视场大小估计彗发的大小，如果彗发比望远镜的视场小很多，应换用倍率高一些的目镜，以缩小望远镜视场。彗星需要做亮度（星等〕估计的有三部分：彗核、彗头和彗尾。彗尾由于反差小，形状又不规则，估计亮度相当困难，这里不作讨论。估计彗头的星等需要在视场中选择几颗亮度已知且恒定的星做为比较星，首先熟记彗头在焦平面上的亮度，然后逐个对比较星进行散焦观测，使其有与彗头相等的视大小，比较散焦后的比较星与彗头的亮度，直到有一颗比较星与彗头的亮度一致；或找到两颗比较星，一颗比彗头稍暗，另一颗比彗头稍亮，用这两颗比较星的星等进行内插，便可得到彗头的星等。比如彗头的亮度大致在两个散焦后的比较星的1/3处，接近较亮的一颗。如果这两颗比较星的星等分别是7.2等和7.8等，则彗头星等为：



(7.8-7.2)×1/3+7.2=7.4等



在观测记录中应详细记下所使用的仪器情况，根据经验，使用大口径仪器得到的星等通常低于小口径仪器的星等。估计彗头星等时如果彗头的凝结度很高，可以对彗头也 进行散焦，使其表面亮度均匀。对于可以看到彗核的彗星，还可以尝试进行彗核星等估计，这时应使用口径大于150mm的望远镜并配合高倍目镜，彗核应在视场中仍保持恒星状。把彗核同在焦点上的比较星进行比较，利用几颗比较星，估算的精度可达0.1等。观测彗星时应做详细的观测记录，记录应包括：观测者、观测地点、观测日期和时刻、观测者适应黑暗的时间、所用望远镜的类型、口径、焦距、放大率、视场、彗头星等、彗发直径、彗发凝结度、彗尾长度和方位角。

四. 业余寻彗指南



寻找新彗星是现代天文学中少数几个可以由天文爱好者使用自己的小望远镜发挥主要作用的领域之一。每个晴朗的黄昏或黎明，在地球的各个角落,都有一些令人尊敬的，不知疲倦的天文爱好者把各式各样的望远镜指向天空，他们的辛勤工作往往可以得到丰厚的回报，每年都有一批新彗星被天文爱好者发现，并以他们的名字命名。



如果你也对寻彗有兴趣，首先要对你即将面临的艰苦工作做好心理准备，一个彗星猎手往往要在望远镜前度过几百个甚至上千个小时才会迎来自己的第一个发现，而且这一发现还可能已经落在了别人的后面而不能为新发现的彗星命名，或者你发现的彗星在前几次回归时就已经被其他人找到了。但只要坚持不懈，你就会在艰苦的寻彗工作中发现无穷的乐趣，正是这种观测的乐趣，才是使得众多天文爱好者投身于寻找彗星的根本动力。让我们记住日本天文爱好者关勉的名言:“淡泊名利，静心搜天”。



寻找彗星应使用口径和视场尽量大的望远镜，为了得到大的视场，要求相对口径（口径/焦距）要较大，这里我想纠正一个常见的错误概念，即在一些科普文章中经常提到：大相对口径的望远镜用于目视时成像要比相对口径小的望远镜更亮。其实对于象彗星这样的有视面的天体，影响其目视成像亮度的两个最主要的因素是望远镜的口径和放大率，其它因素还有镀膜的质量、望远镜的光学加工质量和镜筒内的挡光（如反射镜的付镜或折射镜的光栏），大相对口径的望远镜的优点在于可以让我们选择广角目镜获得尽量大的观测视场，而不是象相对口径小的望远镜那样使得广角目镜的有效视场往往不能被充分利用。



寻彗的望远镜口径应至少大于80mm，实际上多数新彗星都是被口径150mm以上的望远镜（或双筒镜）发现的。尽管很小的仪器有时也会有所作为，象著名的彗星猎手澳大利亚的布拉德菲尔德（Bradfield）就曾使用7×35的双筒镜发现并命名了一颗新彗星，但使用这类小望远镜成功的希望毕竟太小了。寻彗镜的放大率应尽量低，以提高成像的亮度并获得尽量大的视场，但一般不应低于16× ，否则将很难看出那些距太阳尚远的彗星的朦胧的轮廓，而将其当作普通的恒星。寻彗镜的支架要求最好是地平式的，这样使用起来比赤道式的方便得多。为了确认可疑天体的身份及在发现新彗星时能够准确记录其位置，需要一份精度较高且标有尽量多的深空天体的星图，这里推荐大家使用由美国天空出版社(Sky Publishing Corp.)出版的Sky Atlas 2000.0，作者是Wil Tirion，关于这套星图及其它星图的介绍和订购办法，请参考本刊1994年的《星图、星表专辑》，寻彗时其他必需的装备还有手电筒（最好用红布包裹住）和一块准确的手表。另外，寻彗者需要对已知回归的周



期彗星心中有数，以免观测中重复别人的“发现”。读者可参考 Sky & Telescope 、Astronomy、《月刊天文》等国外的天文期刊。



有经验的寻彗者的观测多在黄昏或黎明选择靠近太阳的天区进行，因为彗星越接近太阳，它的亮度和体积越大，也就越容易被发现。有的寻彗者连满月前后的日子也不放过，因为这时观测虽然困难，但观测的人数较少，一旦发现了新彗星，取得命名权的可能性更大，观测地应选在远离城市和大厂矿的地方，对于家住城市的寻彗者，如要在黄昏观测，应到城市的西边，黎明则反之。



对于黄昏观测，最好在天变暗后沿西方地平线开始用望远镜“扫描”,“扫描”的范围以日落点为中心大约90°--120°，扫过一遍后将望远镜抬高约半个视场（这样可以抵消天体西落的影响），再反方向搜索，这样一直做下去。扫描时望远镜升高的速度要高于天体下落的速度，但不可太快，否则容易错过较暗的可疑天体。两三个小时后，你的望远镜视场应该已经覆盖了与太阳相距90°的天区，当天的搜索便可以告一段落了。因为绝大多数适合小望远镜观测的彗星都出现在与太阳相距60之内的天区里。



能够坚持早起在黎明寻彗的爱好者相对要少一些，如果你能在黎明寻彗，竞争者就会较少。黎明寻彗应从地平高度50°左右开始搜索，逐渐降低望远镜的高度直到天空放亮。



如果在寻彗的过程中发现了朦胧的可疑天体，首先应对照星图确认它是否是星云、星团、星系等深空天体，熟练的彗星猎手往往能熟记成百上千个深空天体的位置和形态，这就免去了对照星图的麻烦，大大提高了观测效率，初学者也应该从梅西叶天体入手，尽量多熟悉一些深空天体，还要注意有时可疑“天体”实际上是由亮星经望远镜光学系统后产生的鬼像，这时只要稍稍移动一下望远镜，如果可疑天体在恒星背景上也有运动，它便是鬼像。有条件时可再换上高倍目镜看可疑天体是否会被分解为相距很近的几颗恒星。排除了以上可能后，如果天文刊物上没有预报这一天区有回归的周期彗星，你所发现的便很可能是一颗新彗星了，这时应尽量细心地根据彗星与恒星背景的相对位置计算出它的赤道坐标（赤经、赤纬和历元），并记录下当时的时间（应使用世界时UT）。最好把望远镜里看到的画成草图，只要便于更精确地计算彗星的位置。如果时间允许，应该跟踪观测一段时间（如1－2小时）以检验它相对恒星背景是否移动，发现有移动后，应在草图上画出移动



方向和大致速度。



当你确信自己发现了一个彗星时（哪怕它可能是已知的周期彗星，只不过天文刊物上没有预报），应该尽快将发现报告专业天文机构，以前爱好者经常将自己的发现打电报或写信报告国内的天文台，再由天文台转发给国际天文联合会的天文电报中心，这样往往会耽误很多宝贵的时间，这里我们鼓励有经验的彗星猎手们将自己的发现直接报告给天文电报中心，联络方法如下：



通讯地址： Central Bureau for Astronomical Telegrams



Smithsonian Astrophysical Observatory



Cambridge, MA 02138



USA



Email 地址： BMARSDEN@CFA.HARVARD.EDU 或 [url=mailtoGREEN@CFA.HARVARD.EDU]DGREEN@CFA.HARVARD.EDU[/url]



电话号码： 0-01-617-495-7244/7440/7444 （美国长途，仅紧急情况下使用）



在报告中应给出尽量多的细节，至少应包括观测者的姓名、观测地点、观测地所在的国家、使用的仪器的类型、口径、放大率、彗星的位置及观测时刻，可能的话，还应给出彗星的大小、亮度及运动方向和速度。

2007-01-30 on 11:51 器材选购 望远镜基本原理 一、折射望远镜 用透镜作物镜的望远镜。分为两种类型：由凹透镜作目镜的称 伽利略望远镜 ；由凸透镜作目镜的称开 普勒望远镜 。因单透镜物镜色差和球差都相当严重，现代的折射望远镜常用两块或两块以上的透镜组作物镜。其中以双透镜物镜应用最普遍。它由相距很近的一块冕牌玻璃制成的凸透镜和一块火石玻璃制成的凹透镜组成，对两个特定的波长完全消除位置色差，对其余波长的位置色差也可相应减弱。在满足一定设计条件时，还可消去球差和彗差。由于剩余色差和其他像差的影响，双透镜物镜的相对口径较小，一般为1/15-1/20，很少大于1/7，可用视场也不大。口径小于8厘米的双透镜物镜可将两块透镜胶合在一起，称 双胶合物镜 ，留有一定间隙未胶合的称 双分离物镜 。为了增大相对口径和视场，可采用多透镜物镜组。折射望远镜的成像质量比反射望远镜好，视场大，使用方便，易于维护，中小型天文望远镜及许多专用仪器多采用折射系统，但大型折射望远镜制造起来比反射望远镜困难得多。                                 登录/注册后可看大图 伽利略望远镜光路图                                 登录/注册后可看大图 开普勒望远镜光路图 二、反射望远镜 用凹面反射镜作物镜的望远镜。可分为牛顿望远镜、卡塞格林望远镜、格雷果里望远镜、折轴望远镜几种类型。反射望远镜的主要优点是不存在色差，当物镜采用抛物面时，还可消去球差。但为了减小其它像差的影响，可用视场较小。对制造反射镜的材料只要求膨胀系数较小、应力小和便于磨制。磨好的反射镜一般在表面镀一层铝膜，铝膜在2000-9000埃波段范围的反射率都大于80%，因而除光学波段外，反射望远镜还适于对近红外和近紫外波段进行研究。反射望远镜的相对口径可以做得较大，主焦点式反射望远镜的相对口径约为1/5-1/2.5，甚至更大，而且除牛顿望远镜外，镜筒的长度比系统的焦距要短得多，加上主镜只有一个表面需要加工，这就大大降低了造价和制造的困难，因此目前口径大于1.34米的光学望远镜全部是反射望远镜。一架较大口径的反射望远镜，通过变换不同的副镜，可获得主焦点系统(或牛顿系统)、卡塞格林系统和折轴系统。这样，一架望远镜便可获得几种不同的相对口径和视场。反射望远镜主要用于天体物理方面的工作。                                 登录/注册后可看大图 牛顿望远镜光路图                                 登录/注册后可看大图 主焦点望远镜光路图                                 登录/注册后可看大图 卡塞格林望远镜光路图                                 登录/注册后可看大图 格雷果里望远镜光路图                                 登录/注册后可看大图 R-C望远镜光路图                                 登录/注册后可看大图 折轴望远镜光路图 三、折反射望远镜 由折射元件和反射元件组合而成的望远镜。包括施密特望远镜和马克苏托夫望远镜及它们的衍生型，如超施密特望远镜，贝克―努恩照相机等。在折反射望远镜中，由反射镜成像，折射镜用于校正像差。它的特点是相对口径很大(甚至可大于1)，光力强，视场广阔，像质优良。适于巡天摄影和观测星云、彗星、流星等天体。小型目视望远镜若采用折反射卡塞格林系统，镜筒可非常短小。

天文光学望远镜的基本性能参数

天文光学望远镜的基本性能参数主要有下列几项：

1、物镜的口径（D）

望远镜的物镜口径一般是指有效口径，也就是通光直径，即望远镜的入射光瞳直径，是望远镜聚光本领的主要标志，而不是指镜头的玻璃的直径大小。

2、焦距（f）

望远镜光学系统往往有二个有限焦距的系统组成，其中第一个系统（物镜）的像方焦点与第二个系统（目镜）的物方焦点相重合。物镜焦距常用f表示，而目镜焦距用f’表示。物镜焦距f是天体摄影时底片比例尺的主要标志。对于同一天体，焦距越长，天体在焦平面上的影像尺寸就越大。

3、相对口径（A）与焦比（1/A）

望远镜有效口径D与焦距f之比，称为相对口径或相对孔径A，即A＝D/f。这是望远镜光力的标志，故有时也称A为光力。彗星、星云或星系等有视面天体的成像照度与相对口径的平方（A2）成正比；流星或人造卫星等所谓线性天体成像照度与相对口径A和有效口径D之积（D2/f）成正比。因此，作天体摄影时，要注意选择合适的A或焦比1/A（即f/D。照相机上称为光圈号数或系数）。

4、分辨角（它的倒数称分辨本领）

刚刚能被望远镜分辨开的天球上两发光点之间的角距，称为分辨角，以δ表示。理论上根据光的衍射原理可得

δ=1.22λ/D

式中λ为入射光波长。在取人眼敏感波长（λ＝5.55×10-4mm）时，δ用弧度表示，有

δ″=140″/D (D以mm为单位)

对于照相望远镜，δ取下式：

δ″=(3100A+113)/D (D以mm为单位)

此为理论的分辨角，实际上因光学镜头的加工质量及观测条件的影响，很难达到此理想的数值。而对于照相观测，对于同一天体，物镜焦距越长在焦平面上天体影像就越大，此为比例尺，以每毫米对应天体上的张角α″来表示：

α″=206265/f

例如对于KP200R的主镜筒，f＝2400mm，则比例尺α″＝206265/2400＝86″/mm

5、放大率（G）

对目视望远镜而言，物镜焦距为f，目镜焦距为f′，则放大率为

G=f/f′

由式可知，只要变换目镜，对同一物镜就可以改变望远镜的放大倍数。由于受物镜分辨本领，大气视宁静度及望远镜出瞳直径不能过小等因素的影响，一台望远镜的放大倍数不是可以任意过大的配备的。根据观测目标及大气视宁静度的实际情况，放大率一般控制在物镜口径毫米数的1～2倍。

                               
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6、视场角（ω）

能够被望远镜良好成像的天空区域，直接在观测者眼中所张的角度，称为视场或视场角（ω）。望远镜的视场往往在设计时已被确定。折射望远镜受像质的限制而约束了视场角，反射望远镜或折反射望远镜往往受副镜尺寸影响而约束了视场角。但对于天体摄影，视场还可能受接收器像素尺寸大小的约束。

望远镜的视场与放大率成反比，放大率越大，视场越小。

在未知视场的数值时，可以自行测量。以望远镜对准天赤道附近某一颗恒星，调好仪器，使星像在视场中央通过。仪器不动（不开转仪钟），记录该星经过视场的时间间隔，设为t秒，星体的赤纬为δ，则视场角为

ω=15ts cosδ

7、极限星等或贯穿本领

在晴朗无月的夜间，用望远镜观察天顶附近的最暗星的星等，称为极限星等（mb），极限星等与望远镜的有效口径、相对口径、物镜的吸收系数、大气吸收系统和天空背景亮度等多种因素有关。不同作者给出的经验表达式，略有差异。较简单的估计式为

mb=6.9+5lgD

式中D用cm为单位，对于照相观测，极限星等还跟露光时间及底片特性等有关。有一个常用的经验公式：

mb=4+5lgD+2.15lgt

式中t为极限露光时间，不考虑底片的互易律失效，也没有考虑城市灯光的影响。检验望远镜极限星等的方便方法，是利用昴星团中央处选标星的标准星等（见右图），或者用北极星（NPS）的标准星等（照相星等，仿视星等）来估计或推算。

找新彗星是现代天文学中少数几个可以由爱好者使用自己的小型天文望远镜发挥主要作用的领域之一。每个晴朗的黄昏或黎明，在地球的各个角落,都有一些令人尊敬的，不知疲倦的天文爱好者把各式各样的望远镜指向天空，他们的辛勤工作往往可以得到丰厚的回报，每年都有一批新彗星被天文爱好者发现，并以他们的名字命名。

　　如果你也对寻彗有兴趣，首先要对你即将面临的艰苦工作做好心理准备，一个彗星猎 手往往要在望远镜前度过几百个甚至上千个小时才会迎来自己的第一个发现，而且这一发现还可能已经落在了别人的后面而不能为新发现的彗星命名，或者你发现的彗星在前几次回归时就已经被其他人找到了。但只要坚持不懈，你就会在艰苦的寻彗工作中发现无穷的乐趣，正是这种观测的乐趣，才是使得众多天文爱好者投身于寻找彗星的根本动力。让我们记住日本天文爱好者关勉的名言:“淡泊名利，静心搜天”。

　　　寻彗的望远镜口径应至少大于100mm，实际上多数新彗星都是被口径150mm以上的望远镜(或双筒镜)发现的。 寻彗镜的放大率应尽量低，以提高成像的亮度并获得尽量大的视场，但一般不应低于16×，否则将很难看出那些距太阳尚远的彗星的朦胧的轮廓，而将其当作普通的恒星。寻彗镜的支架要求最好是地平式的，这样使用起来比赤道式的方便得多。为了确认可疑天体的身份及在发现新彗星时能够准确记录其位置，需要一份精度较高且标有尽量多的深空天体的星图， 寻彗时其他必需的装备还有手电筒(最好用红布包裹住)和一块准确的手表。另外，寻彗者需要对已知回归的周期彗星心中有数，以免观测中重复别人的“发现”。

　　有经验的寻彗者的观测多在黄昏或黎明选择靠近太阳的天区进行，因为彗星越接近太阳，它的亮度和体积越大，也就越容易被发现。有的寻彗者连满月前后的日子也不放过，因为这时观测虽然困难，但观测的人数较少，一旦发现了新彗星，取得命名权的可能性更大，观测地应选在远离城市和大厂矿的地方，对于家住城市的寻彗者，如要在黄昏观测，应到城市的西边，黎明则反之。

　　　如果在寻彗的过程中发现了朦胧的可疑天体，首先应对照星图确认它是否是星云、星团、星系等深空天体，熟练的彗星猎手往往能熟记成百上千个深空天体的位置和形态，这就免去了对照星图的麻烦，大大提高了观测效率，初学者也应该从梅西叶天体入手，尽量多熟悉一些深空天体，还要注意有时可疑“天体”实际上是由亮星经望远镜光学系统后产生的鬼像，这时只要稍稍移动一下望远镜，如果可疑天体在恒星背景上也有运动，它便是鬼像。有条件时可再换上高倍目镜看可疑天体是否会被分解为相距很近的几颗恒星。排除了以上可能后，如果天文刊物上没有预报这一天区有回归的周期彗星，你所发现的便很可能是一颗新彗星了，这时应尽量细心地根据彗星与恒星背景的相对位置计算出它的赤道坐标 ，并记录下当时的时间 。如果时间允许，应该跟踪观测一段时间(如1-2小时)以检验它相对恒星背景是否移动，发现有移动后，应在草图上画出移动方向和大致速度。

　　当你确信自己发现了一个新彗星时, 应该尽快通过电子邮件或电话将发现报告给国际天文联合会的天文电报中心。(

双望或者牛反寻彗星应该是一件既快乐，又艰苦的事情

好像国外热衷寻慧的猎手比较多

顶了！收藏之。。。。。。。。。

好贴，收藏学习………

好文章 介绍彗星基本知识挺的好的

谢谢分享，是个好东西！！！！

不错
记得此文是哪年刊载在《天文馆研究》上，姜晓军博士写的，确实很不错

我都不记得我有转载这篇文章了，呵呵，被挖出来了

看的我都困了。扫把星

很详细啊。。。。。。。。。